Астрофизика

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на: содржини, барај

Астрофизика — гранка од астрономијата која употребува физички и хемиски принципи со цел да ја определи природата на небесните тела – Сонцето, други ѕвезди, галаксии, екстрасончеви планети (планети кои кружаат околу ѕвезда различна од Сонцето), меѓуѕвездената средина и космичкото микробраново зрачење. Нивната емисија се разгледува во сите делови од електромагнетниот спектар, а меѓу својствата кои се испитуваат, се вклучуваат: сјајноста, густината, температурата и хемискиот состав. Бидејќи астрофизиката е обемна наука, астрофизичарите типично применуваат многу дисциплини од физиката, вклучувајќи механика, електромагнетизам, статистичка механика, термодинамика, квантна механика, нуклеарна и честична физика, и атомска и молекулска физика.

Во пракса, во модерната астрономија често се користи теоретска и набљудувачка физика. Астрофизичарите се обидуваат да утврдат: својствата на црна материја, црна енергија и црна дупка; дали е возможно да се патува низ време, црвја дупка, дали мултиверзот постои; потеклото и крајот на универзумот. Предмети исто така разлгледувани од астрофизички теоретичари се: формација и еволуција на Сончевиот Систем; ѕвездена динамика и еволуција; формација и еволуција на галаксии; магнетна хидродинамика; структура од материја со големи размери во универзумот;  потеклото на космички зраци; општа релативност и физичка космологија, вклучувајќи стринг космологија и астрофизика на честичките.

Астрофизика може да студира на додипломско, магистарско и докторско ниво во оделите за физика и хемија во многу универзитети.

Историја[уреди | уреди извор]

Споредба на елементални, сончеви и ѕвездени спектри во XX век

Иако астрономијата е стара колку пишаната историја, таа долго време е оделена од терестријалната физика. Според Аристотел, телата на небото се неменливи сфери чиишто единствени движења се непроменливи движења на топка, додека земниот свет е подложен на раст и распаѓање и затоа природното движење е тоа на права линија и завршува кога објектот во движење ќе стигне до целта. Од тоа произлегува идејата дека вселенскиот регион е направен од фундаментално различен вид на материјата од таа што може да се најде на земјата; оган според Платон, или Етер според Аристотел. Од XVII век, природните филозофи како Галилео, Декарт и Њутон тврдат дека небеските и земните региони се направени од слични видови материјали и се подложни на истите природни закони. Но, во тоа време алатите потребни за да ги докажат своите убедувања не биле измислени.

За голем дел од XIX век, асторномските истражувања биле фокусирани на рутинската работа од пресметување на позицијата и пресметување на движењето на астрономските објекти. Нова асторномија, подоцна наречена астрофизика, почнува да се појавува кога Вилијам Хајд Воластон и Јозеф вон Фраунхофер, оделно откриваат дека, кога се распаѓа светлината од Сонцето, можат да се забележаат множество од темни линии(региони каде има помалку или нема светлина) во спектарот. До 1860 година физичарот, Густав Кирхоф, и хемичарот, Роберт Бунсен, демонстрирале дека темните линии во сончевиот спектар одговараат со светли линии во спектарот на познати гасови, спесифични линии одговараат со уникатни хемиски елементи. Од ова Кирхоф заклучува дека темните линии во соларниот спектар се предизвикани од абсорбицијата на хемиски елементи во Сончевата атмосфера. На овој начин докажано е дека истите хемиски елементи кои можат да се најдат во Сонцето и ѕвездите, можат исто така да се најдат на Земјата.

 Помеѓу тие што ја прошириле науката на сончеви и ѕвездени спектри е Норман Локер, кој во 1868 открил светли и темни линии во сончевиот спектар. Работејќи со хемичар, Едвард Франкланд, ги проучувал спектарот на елементи на различни температри и притисоци, тој неможел да поврзе жолта линија на сончевиот спектар со ниеден познат елемент. Така има откриено линија која претставува нов елемент, кој го нарекол хелиум, по грчкиот бог Хелиос, олицетворени на Сонцето.

Во 1885 година, Едвар Ц. Пикеринг започна абициозна програма за ѕвезедна свектарна класификација во Опсерваторија на Хардврд Колеџ, во кој тим од жени компјутери, особено Вилијамина Флеминг, Антониа Маури и Ени Џамп Канон, ги класифицирале спектрите забележани во фотографски чинии. До 1890, бил подготвен каталог на повеќе од 10000 ѕвезди групирани во тринаесет спектрални видови. Следејќи ја Визијата на Пикеринг, до 1924 Канон го проширила каталогот на девет тома со повеќе од половина милиони ѕвезди, развивајќи ја Шемата на Харвард класификацијата која била прифатена за светска употреба во 1922.

Во 1925 Сесилија Хелена Пејн (подоцна Сесилија Пејн-Гаспошкин) напишала инфлуентен докторски труд во Радклиф Колеџ, во кој таа ја користела ионизациската теорија за ѕвездената атмосфера да се поврзе со спектралните класи на температурата на ѕвездите. Најважно е дека таа открила дека водород и хелиум се основните компоненти на ѕвездите. Ова отркитие е толку неочекувано така што читачите на трудот ја потикнале да го модифицира заклучокот пред публикација. Сепак подоцнежни истражувања го потврдуваат нејзиното откритие.

До крајот на XX век, понатамошно истражување на ѕвездените и експерименталните спектарии напреднале, како резултат на појавата на квантна физика.

Набљудувачка астрофизика[уреди | уреди извор]

Остаток од супернова LMC N 63A сликана преку ренгенски (сини), оптички (зелени) и радио (црвени) бранови должини. Рендгенското светење е од материја затоплена на околу десет милион целзиусови степени од шок бран генериран од експлозијата на суперновата.

Набљудувачката астрономија е дивизја од астрономската наука која се занимава со забележување на податоци, во контраст со теоретската асторфизика, што главно се занимава наоѓање на мерливите импликации на физички модели. Тоа е наука на набљудување на вселенски тела користејќи телескопи и други астрономски апарати.

            Повеќето астрофизички набљудувања се прават користејќи го електромагнетниот спектар:

  •             Радиоастрономијата проучува радијација со бранова должина поголема од неколку милиметри. Пример за подрачјето за истражување се радио бранови, често емитувани од ладни објекти како меѓусвезден гас и облаци од прашина; позадинската космичка микробранова радијација која е црвено поместување на светлината од Големата експлозија (Биг Банг); пулсари, се првите кои имаат откриено микробранови фрекфенции. За проучување на вакви бранови потребни се големи радио телескопи.
  •             Ифрацрвена астрономија проучува радијација со бранова должина помала од радио бранови, но поголема од видливиот спектар за човековото око. Инфрацрвените обзервации често се направени со телескопи слични со оптичките телескопи. Објектите поладни од ѕвезди (како планети) обично се проучуваат со инфрацрвени фрекфениции.
  •             Оптичката астрономија е најстариот вид на астрономија. Телескопи поврзани со уред полнеж-комбинација или спектроскопи се најчесто користените инструменти. Земјината атмосфера попречува со оптичка обзевација, па затоа адаптивна оптика и вселенски телескопи се користат да се добие најквалитетна слика. Во опсегот на оваа бранова должина, ѕвездите се мошне видливи, и многу спектри можат да се користат за обервација за проучување на хемискиот состав на ѕвездите, галаксиите и маглините.
  •             Ултравиолетовата, ренгенската и гамма зрачната астрономија проучува многу електрични процеси како што се бинарни пулсари, црни дупки, магнетари, и многу други. Овие типови на радијација исто така не можат да ја пробијата земјината атмосфера. Постојат два метода во употреба за обзервација на овој дел од електромагнетниот спектар- вселенско-базирани телескопи и на земја замислувајќи воздух Черенков телескопи (IACT). Примери за обзеватории на првито тип се RXTE, Чандра x-зраци обзерваторија и Комптон гамма зраци обзерваторија. Примери за IACT се Виско енергетски стереоскописки систем (H.E.S.S.) и МАГИЈА телескопот.

            Освен електромагнетна радијација, постојат други нешта кои можеат да се наљудуваат од Земјата што извираат од големи далечини. Изградени се неколу обзерватории за гравитациони бранови, но многу е тешко да се отријат гравитациските бранови. Исто така постојат и нутрино обзерватории, чија главна цел е да го проучуваат Сонцето. Космичните зраци се составени од високоенергетски честички кои можат да се набљудуваат при удирање на Земјината атмосфера.

Обзервациите се разликуваат и во нивната временска скала. Повеќето оптички набљудувања траат минути или часови, па така феноменот што се менува побрзо од ова неможе лесно да се види. Но, историски податоци за некои објекти се достапни, опфаќајќи векови или милениуми. Од друга страна, радио обзервациите можат да  разгледуваат настани на милисекундни временски скали(милисекундни пулсари) или кобинираат години од податоци (истражување за забавување на пулсари). Информациите добиени од овие различни временски скали многу се разликуваат.

Истражувањето на нашето Сонце има посебно место во набљудувачката астрофизика. Поради големата одалеченост на сите други ѕвезди, Сонцето може да биде набљудувано во такви детали, неспоредливи со други ѕвезди. Нашето разбирање за Сонцето ни служи како водич за разбирање на други ѕвезди. 

Темата за тоа како ѕвездите се менуваат или ѕвездената еволуција, е често моделирана поставувајќи различни типови на ѕвезди на нивната позиција во Херцспрунг-Руселовиот дијаграм, на кој може да се види состојбата на ѕвездените објекти, од создавањето до уништувањето.

Теоретска астрофизика[уреди | уреди извор]

Линиите од оваа симулација на супернова го покажуваат движењето на материја после шок бран покажувајќи траги за потеклото на пулсари

Теоретската астрофизика употребуваат најразлични алатки кои ги вклучуваат аналитички модели (Пример, политропи за точно определување на однесувањето на ѕвезда) и компутациски нумерички симулации. Секое си има свои предности. Аналитички модели се подобри за увид во внатрешноста на тоа што се случува. Нумерички модели можат да го откријат постоењето на феномени и ефекти кои на друг начин не би биле видени.

Теоритичари во астрофизика се обидуваат да создадат теоретски модели и да ги откријат обзервациските последици на тие модели. Ова дозволува на набљудувачите да бараат податоци кои би го побиле моделот или помага во одбирање меѓу повеќе постоечки противречни модели.

Теоретичарите исто така се обидуваат да генерираат или модифицираат модел кој ги зема во предвид најновите податоци. Во случај на недоследност, главно се обидуваат да направат минимална промена на моделот за да се совпадне со датата. Во некои случаи, при многу недоследни податоци може да се напушти моделот.

Теми проучени од теореските астрофизичари вклучуваат: ѕвездена динамика и еволуција; формација и еволуција на галаксии; магнетнахидродинамика; структура од материја со големи размери во универзумот;  потеклото на космички зраци; општа релативност и физичка космологија, вклучувајќи стринг космологија и астрофизика на честичките. Асторфизичката релативност служи како алатка за мерење на својствата на структури со големи размери за кои гравитацијата игра важна улога во истражување на физичкиот феномен и како основа за црна дупка (астро)физика и проучување на гравитациони бранови.

Меѓу некои пошироко проучени и прифатени модели и теории во астрофизика се: Ламбода-ЦДМ моделот и големата експлозија, Космичка инфлација, црна материја, црна енергија и фундаментални теории на физика. Црвјите дупки се пример за хипотеза која се уште не е докажана (или негирана).

Популаризација[уреди | уреди извор]

Корените на астрофизиката може да се најдат во XVII век со појавата на унифицирана физика, во која истите правила важат во небесните и земските светови. Научници кои биле калификувани во физика и астрономија ги удриле цврсти темели на науката денес позната како астрофизика. Во модерни времиња, млади студенти се привлекувани од оваа наука главно заради популаризацијата од Ројлната Астрономската Заедница и значајни учители како Субраманијан Чандрасекар, Стивен Хокинг, Хуберт Ривс, Карл Сејган, Нил Деграс Тајсон и други. Напорите на раните, доцните и сегашните научници уште ги привлекуваат младите луѓе да ја учат историјата и науката  астрофизиката. 

Наводи[уреди | уреди извор]